NuSTAR examina mistério dos jatos dos buracos negros

Os buracos negros são famosos por serem devoradores vorazes, mas eles não se abastecem de tudo que cai na sua direção.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de buraco negro com disco de acreção e jato de plasma)

Uma pequena porção de material é lançado sobre a forma de poderosos jatos de gás quente, chamado plasma, que podem causar estragos nos arredores. Ao longo do caminho, este plasma de alguma forma fica energizado o suficiente para irradiar luz fortemente, formando duas colunas brilhantes ao longo do eixo de rotação do buraco negro. Os cientistas há muito que discutem onde e como isto acontece no jato.

Os astrônomos têm novas pistas acerca deste mistério. Usando o telescópio espacial NuSTAR da NASA e uma câmara rápida chamada ULTRACAM acoplada ao Observatório William Herschel em La Palma, Espanha, cientistas conseguiram medir a distância que as partículas nos jatos viajam antes de se "ligarem" e se tornarem fontes brilhantes de luz. Essa distância é chamada "zona de aceleração".

Os cientistas examinaram dois sistemas na Via Láctea chamados de "binários de raios X", cada um com um buraco negro alimentando-se de uma estrela normal. Eles estudaram estes sistemas em diferentes ocasiões durante períodos de explosão, que é quando o disco de acreção, uma estrutura achatada de material em órbita do buraco negro, acende-se devido à queda do material.

Um sistema, chamado V404 Cygni, atingiu quase o seu brilho máximo quando os cientistas o observaram em junho de 2015. Neste momento, foi considerada a explosão mais brilhante de um binário de raios X vista no século XXI. O outro, chamado GX 339-4, tinha menos de 1% do seu brilho máximo esperado quando observado. A estrela e o buraco negro de GX 339-4 estão muito mais próximos um do outro do que os objetos homólogos do sistema V404 Cygni.

Apesar das suas diferenças, os sistemas mostraram atrasos de tempo semelhantes, cerca de um-décimo de segundo, entre o momento que o NuSTAR detectou pela primeira vez os raios X e o momento que a ULTRACAM detectou explosões no visível. Este atraso é inferior a um piscar de olhos, mas significativo para a física dos jatos dos buracos negros.

"Uma possibilidade é que a física do jato não é determinada pelo tamanho do disco, mas sim pela velocidade, temperatura e outras propriedades das partículas na base do jato," afirma Poshak Gandhi, astrônomo da Universidade de Southampton, Reino Unido.

A melhor teoria que os cientistas têm para explicar estes resultados é que os raios X têm origem no material muito próximo do buraco negro. Campos magnéticos fortes impulsionam parte deste material a altas velocidades ao longo do jato. Isto resulta em partículas que colidem quase à velocidade da luz, energizando o plasma até que começa a emitir a corrente de radiação óptica captada pela ULTRACAM.

Onde é que isto ocorre no jato? O desfasamento medido entre os raios X e a radiação visível explica isto. Ao multiplicar este tempo pela velocidade das partículas, que é quase a velocidade da luz, os cientistas determinam a distância máxima percorrida.

Esta extensão de aproximadamente 30.000 quilômetros representa a zona de aceleração interna no jato, onde o plasma sente a aceleração mais forte e "acende" a luz. Este valor corresponde a pouco menos de três vezes o diâmetro da Terra, mas é minúsculo em termos cósmicos, especialmente considerando que o buraco negro no sistema V404 Cygni tem uma massa correspondente a 3 milhões de Terras.

Fazer estas medições não foi tarefa fácil. Os telescópios de raios X no espaço e os telescópios ópticos em terra têm que observar binários de raio X exatamente ao mesmo tempo durante as explosões para que seja possível calcular o pequeno atraso entre as detecções dos telescópios. Esta coordenação requer um planejamento complexo entre as equipes dos observatórios. Na verdade, a coordenação entre o NuSTAR e a ULTRACAM só foi possível durante cerca de uma hora durante a explosão de 2015, mas isso foi suficiente para calcular os resultados inovadores acerca da zona de aceleração.

Os resultados também parecem relacionar-se com a compreensão dos buracos negros supermassivos, muito maiores do que os deste estudo. Num sistema supermassivo chamado BL Lacertae, com 200 milhões de vezes a massa do nosso Sol, os cientistas inferiram desfasamentos de tempo milhões de vezes maiores do que os que este estudo encontrou. Isto significa que o tamanho da zona de aceleração dos jatos está provavelmente relacionado com a massa do buraco negro.

"Estamos entusiasmados porque parece que encontrámos um padrão característico relacionado com o funcionamento interno dos jatos, não apenas nos buracos negros de massa estelar como V404 Cygni, mas também nos buracos negros supermassivos," explica Gandhi.

Os próximos passos são a confirmação deste atraso medido em observações de outros binários de raios X e o desenvolvimento de uma teoria que possa ligar os jatos dos buracos negros de todos os tamanhos.

"Os telescópios espaciais e terrestres, trabalhando em conjunto, foram a chave para esta descoberta. Mas ainda há muito para aprender. O futuro é promissor para a compreensão da física extrema dos buracos negros," realça Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR e professora de astronomia no Caltech em Pasadena.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Southampton

Encontrado resquício de um antigo oceano em Ceres

Ceres está repleto de minerais que contêm água, sugerindo que o planeta anão poderá ter tido um oceano global no passado.

© NASA/JPL-Caltech/Dawn (animação mostra o planeta anão Ceres)

Esta animação mostra o planeta anão Ceres, visto pela sonda Dawn da NASA. O mapa sobreposto à direita dá aos cientistas pistas sobre a estrutura interna de Ceres, graças a medições de gravidade.

O que aconteceu a esse oceano? Será que Ceres ainda tem água líquida hoje? Dois novos estudos da missão Dawn da NASA lançaram luz sobre estas questões.

A equipe da Dawn descobriu que a crosta de Ceres é uma mistura de gelo, sais e materiais hidratados que foram submetidos a atividades geológicas passadas e possivelmente recentes, e que esta crosta representa a maior parte deste antigo oceano. O segundo estudo baseia-se no primeiro e sugere que existe uma camada mais macia e facilmente deformável sob a crosta da superfície rígida de Ceres, que também pode ser a assinatura do líquido residual do oceano.

"Mais e mais, estamos aprendendo que Ceres é um mundo dinâmico e complexo que pode ter hospedado muita água líquida no passado, e ainda pode ter alguma água subterrânea," comenta Julie Castillo-Rogez, cientista do projeto Dawn, no JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA.

Aterrizar em Ceres para prospectar o seu interior seria um desafio técnico e arriscaria contaminar o planeta anão. Em vez disso, os cientistas usam as observações orbitais da Dawn para medir a gravidade de Ceres, a fim de estimar a sua composição e estrutura interior.

O primeiro dos dois estudos, liderado por Anton Ermakov, pesquisador de pós-doutorado no JPL, usou medições da forma e dados de gravidade da missão Dawn para determinar a estrutura interna e composição de Ceres. As medições foram obtidas pela observação dos movimentos da nave com a DSN (Deep Space Network) da NASA para rastrear pequenas mudanças na órbita da sonda. Este estudo foi publicado na revista Journal of Geophysical Research: Planets.

A pesquisa apoia a possibilidade de que Ceres é geologicamente ativo, se não atualmente, então talvez tenha sido no passado recente. Três crateras - Occator, Kerwan e Yalod - e a solitária montanha de Ceres, Ahuna Mons, estão associadas com "anomalias gravitacionais". Isto significa que as discrepâncias entre os modelos da gravidade de Ceres feitos pelos cientistas e o que a Dawn observou nestes quatro locais podem ser associadas com estruturas subterrâneas.

"Ceres tem uma abundância de anomalias gravitacionais associadas com características geológicas excepcionais," comenta Ermakov. Nos casos de Ahuna Mons e Occator, as anomalias podem ser usadas para melhor entender a origem destas características, que se pensa serem expressões diferentes de criovulcanismo.

O estudo descobriu que a densidade da crosta é relativamente baixa, mais próxima da do gelo do que das rochas. No entanto, um estudo pelo pesquisador convidado da Dawn, Michael Bland do U.S. Geological Survey (USGS), indicou que o gelo é demasiado suave para ser o componente dominante da crosta forte de Ceres. Então, como pode a crosta de Ceres ser tão leve quanto o gelo em termos de densidade, mas simultaneamente muito mais forte? Para responder a esta questão, outra equipe modelou como a superfície de Ceres evoluiu com o tempo.

O segundo estudo, liderado por Roger Fu da Universidade de Harvard em Cambridge, Massachusetts, pesquisou a força e composição da crosta de Ceres e o interior mais profundo ao estudar a topografia do planeta anão. Este estudo foi publicado na revista Earth and Planetary Science Letters.

Ao estudar como a topografia evoluiu num corpo planetário, os cientistas podem entender a composição do seu interior. Uma crosta forte e dominada por rocha pode permanecer inalterada ao longo dos 4,5 bilhões de anos do Sistema Solar, enquanto uma crosta fraca, rica em gelos e sais, deformar-se-ia ao longo deste período.

Ao modelar a forma como a crosta de Ceres flui, Fu e colegas descobriram que é provavelmente uma mistura de gelo, sais, rocha e um componente adicional que se pensa ser hidrato de clatrato. Um hidrato de clatrato é uma "jaula" de moléculas de água que rodeiam uma molécula de gás. Esta estrutura é 100 a 1.000 vezes mais forte do que a água gelada, apesar de ter quase a mesma densidade.

Os cientistas pensam que Ceres já teve características de superfície mais pronunciadas, mas que suavizaram com o passar do tempo. Este tipo de achatamento de montanhas e vales requer uma crosta de alta resistência descansando por cima de uma camada mais deformável, que provavelmente pode conter um pouco de líquido.

A equipe pensa que a maior parte do oceano antigo de Ceres está agora congelado e preso na crosta sob a forma de gelo, hidratos de clatrato e sais. Assim permanece há mais de 4 bilhões de anos. Mas se existir líquido residual por baixo, este oceano ainda não está completamente congelado. Isso é consistente com os vários modelos de evolução térmica de Ceres publicados antes da chegada da Dawn, apoiando a ideia de que o interior mais profundo de Ceres contém o líquido restante do seu antigo oceano.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A visita de pequeno asteroide ou cometa ao Sistema Solar

Um pequeno asteroide recentemente descoberto, ou talvez um cometa, parece ter origens extrassolares. Se assim for, seria o primeiro "objeto interestelar" observado e confirmado.

© NASA/JPL-Caltech (animação mostra o percurso do asteroide A72017 U1)

Este objeto incomum, designado A/2017 U1, tem menos de 400 metros em diâmetro e move-se incrivelmente depressa. Os astrônomos estão trabalhando urgentemente para apontar telescópios de todo o mundo e no espaço. Assim que estes dados sejam obtidos e combinados será possível saber mais sobre a origem e possivelmente sobre a composição do objeto.

O A/2017 U1 foi descoberto no dia 19 de outubro pelo telescópio Pan-STARRS 1 da Universidade do Havaí, em Haleakala, durante o curso da sua observação noturna por objetos próximos da Terra para a NASA. Rob Weryk, pesquisador de pós-doutorado do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, foi o primeiro a identificar o objeto em movimento e a submetê-lo ao Minor Planet Center. Weryk subsequentemente vasculhou o arquivo de imagens Pan-STARRS e descobriu que também estava em imagens obtidas na noite anterior, mas não tinha sido inicialmente identificado pelo processamento de objeto em movimento.

O movimento do A/2017 U1 não podia ser explicado usando uma órbita de asteroide ou cometa normal do Sistema Solar. Este objeto veio de fora do nosso Sistema Solar.

A equipe do CNEOS traçou a atual trajetória do objeto e até analisou o seu futuro. O A/2017 U1 surgiu da direção da constelação de Lira, viajando através do espaço interestelar com velocidade de 25,5 km/s.

O objeto aproximou-se do nosso Sistema Solar quase diretamente "acima" da eclíptica, o plano aproximado no espaço onde os planetas e a maioria dos asteroides orbitam o Sol, de modo que não teve encontros próximos com os oito planetas principais durante o seu mergulho em direção ao Sol. No dia 2 de setembro, o pequeno corpo cruzou o plano da eclíptica apenas dentro da órbita de Mercúrio e fez a sua aproximação máxima ao Sol no dia 9 do mesmo mês. Puxado pela gravidade do Sol, o objeto fez uma curva apertada no Sistema Solar, passando por baixo da órbita da Terra no dia 14 de outubro a uma distância de aproximadamente 24 milhões de quilômetros, cerca de 60 vezes a distância à Lua. Atualmente, já passou novamente para cima do plano dos planetas e, viajando a 44 km/s em relação ao Sol, o objeto está acelerando na direção da constelação de Pégaso.

"Percebemos há muito que estes objetos deviam existir, porque durante o processo de formação planetária muitos materiais devem ser expelidos dos sistemas planetários. O que é mais surpreendente é que nunca tínhamos visto objetos interestelares passando por aqui," comenta Karen Mecch, astrônoma do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, especialista em corpos pequenos e na sua relação com a formação do Sistema Solar.

"Há muito tempo que teorizamos acerca da existência destes objetos que movem entre as estrelas e ocasionalmente passam pelo nosso Sistema Solar, mas esta é a primeira destas detecções. Até agora, tudo indica que este é provavelmente um objeto interestelar, mas mais dados podem ajudar à sua confirmação," comenta Paul Chodas, gestor do CNEOS.

O pequeno objeto recebeu a designação temporária A/2017 U1 pelo Minor Planet Center em Cambridge, Massachusetts, EUA, onde todas as observações de pequenos corpos no nosso Sistema Solar são recolhidas.

Tendo em conta que este é o primeiro objeto encontrado do seu tipo, as regras de nomenclatura têm ainda que ser estabelecidas pela União Astronômica Internacional.

Fonte: University of Hawaii Institute for Astronomy

ALMA descobre poeira fria em torno da estrela mais próxima

O observatório ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile detectou poeira em torno da estrela mais próxima do Sistema Solar, Proxima Centauri.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração dos cinturões de poeira em torno de Proxima Centauri)

Estas novas observações revelam o brilho emitido pela poeira fria numa região situada a uma distância da Proxima Centauri entre uma a quatro vezes a distância entre a Terra e o Sol. Os dados indicam também a presença de um cinturão de poeira mais exterior e ainda mais frio, o que poderá apontar para a presença de um sistema planetário elaborado. Estas estruturas são semelhantes aos cinturões maiores do Sistema Solar, estimando-se que sejam igualmente constituídas por partículas de rocha e gelo que não conseguiram formar planetas.

A Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sol. Trata-se de uma anã vermelha situada a apenas 4 anos-luz de distância na constelação austral do Centauro. Em sua órbita encontra-se um planeta temperado do tipo terrestre, Proxima b, descoberto em 2016, o planeta mais próximo do Sistema Solar. No entanto, este sistema revela-se agora muito mais complexo. As novas observações do ALMA mostram radiação emitida pelas nuvens de poeira cósmica fria que rodeiam a estrela.

“A poeira que rodeia a Proxima Centauri é importante porque, no seguimento da descoberta do planeta terrestre Proxima b, se trata da primeira indicação da presença de um sistema planetário elaborado, e não apenas de um único planeta, em torno da estrela mais próxima do nosso Sol,” explica Guillem Anglada, do Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), Granada, Espanha.

Os cinturões de poeira são restos de material que não formou corpos maiores, tais como planetas. As partículas de rocha e gelo nestes cinturões variam em tamanho, desde os mais minúsculos grãos de poeira, menores que um milímetro, até a corpos do tipo de asteroides com muitos km de diâmetro.

A Proxima Centauri é uma estrela bastante velha, com idade semelhante à idade do Sistema Solar. Os cinturões de poeira em sua volta são provavelmente semelhantes à poeira residual do cinturão de Kuiper e do cinturão de asteroides do Sistema Solar e à poeira que dá origem à luz zodiacal. Os discos observados pelo ALMA em torno de estrelas muito mais jovens, como é o caso da HL Tauri, contêm muito mais material que está no processo de formar planetas.

A poeira parece situar-se num cinturão que se estende ao longo de algumas centenas de km além de Proxima Centauri e tem uma massa total de cerca de um centésimo da da Terra. Estima-se que este cinturão tenha uma temperatura de cerca de —230 graus Celsius, ou seja, tão fria quanto o Cinturão de Kuiper no Sistema Solar exterior.

Os dados do ALMA parecem também indicar a existência de outro cinturão de poeira ainda mais frio e situado cerca de dez vezes mais longe. Se confirmado, a natureza deste cinturão mais exterior é intrigante, dado o meio muito frio onde se encontra, isto é, situa-se muito afastado de uma estrela mais fria e mais tênue que o Sol. Ambos os cinturões encontram-se muito mais longe da Proxima Centauri do que o planeta Proxima b, o qual orbita a apenas 4 milhões de km de distância da sua estrela progenitora.

”Este resultado sugere que a Proxima Centauri possa ter um sistema planetário múltiplo com uma história rica de interações que terão resultada na formação de um cinturão de poeira. Estudos adicionais poderão fornecer informação sobre as localizações destes planetas adicionais ainda não identificados,” disse Guillem Anglada.

O sistema planetário de Proxima Centauri é também particularmente interessante porque existem planos, como o projeto Starshot, para a futura exploração direta do sistema por meio de microsondas ligadas a velas impulsionadas a laser.

Este trabalho será publicado na revista da especialidade Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

A nebulosa de emissão Elmo de Thor

Esta nuvem cósmica em forma de capacete com apêndices semelhantes a asas é popularmente chamada Elmo de Thor.

© Adam Block (Nebulosa Elmo de Thor)

Com um dimensão que faz mesmo lembrar o deus nórdico, o Elmo de Thor abrange cerca de 30 anos-luz de diâmetro. De fato, o capacete é na verdade uma bolha interestelar, soprada por ventos rápidos, gerados por uma estrela brilhante localizada perto do centro da região azulada da bolha, varrendo através de uma nuvem molecular circundante.

Esta estrela é uma Wolf-Rayet, massiva e extremamente quente,  que está num estágio breve de pré-supernova em evolução. Catalogada como NGC 2359, a nebulosa de emissão está localizada a cerca de 12 mil anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Canis Major.

A imagem nítida, feita com filtros de banda larga e banda estreita, capta detalhes impressionantes das estruturas filamentares de gás e poeira da nebulosa. A cor azulada é originada pela forte emissão de átomos de oxigênio presentes na nebulosa.

Fonte: NASA

Novo rastreio de exoplanetas descobre o seu primeiro objeto

A rede NGTS (Next Generation Transit Survey) instalada no Observatório do Paranal do ESO, no norte do Chile, descobriu o seu primeiro exoplaneta, um Júpiter quente em órbita de uma estrela anã do tipo M, à qual se deu o nome de NGTS-1.

© University of Warwick/Mark Garlick (ilustração do exoplaneta NGTS-1b)

Uma anã do tipo M é uma estrela pequena e tênue com aproximadamente 8 a 50% da massa do Sol e com uma temperatura de superfície menor que 3.700 ºC. Pensa-se que 50 das 60 estrelas mais próximas do nosso Sistema Solar são anãs do tipo M, embora nenhuma delas seja suficientemente brilhante para poder ser vista a olho nu a partir da Terra.

O planeta chamado NGTS-1b é apenas o terceiro planeta gigante que se observou transitando uma estrela deste tipo, depois de Kepler-45b e HATS-6b. O NGTS-1b é o maior e o mais massivo dos três, com um raio de 130% e uma massa de 80%, relativamente a Júpiter.

O NGTS é constituído por uma rede de doze telescópios de 20 cm e procura pequenos decréscimos no brilho de uma estrela causados quando um planeta em sua órbita passa à sua frente (o chamado trânsito), bloqueando parte da sua luz. Assim que o NGTS-1b foi descoberto, a sua existência foi confirmada por observações de acompanhamento feitas no Observatório de La Silla do ESO: observações fotométricas obtidas com a EulerCam montada no telescópio suíço de 1,2 metros Leonhard Euler; e observações espectroscópicas feitas com o instrumento HARPS montado no telescópio de 3,6 metros do ESO.

Planetas pequenos são relativamente comuns em torno de estrelas anãs do tipo M, no entanto gigantes gasosos como o NGTS-1b aparecem mais raramente em torno destas estrelas do que em torno de estrelas mais parecidas com o Sol. Este fato é consistente com as atuais teorias da formação planetária, no entanto precisamos de mais observações de estrelas anãs do tipo M antes de termos um conhecimento mais aprofundado do número de planetas gigantes que se encontram em sua órbita. O NGTS foi especificamente concebido para obter dados melhores relativos a planetas em órbita de estrelas anãs do tipo M e, uma vez que estas estrelas correspondem a cerca de 75% de todas as estrelas na Via Láctea, estudá-las ajudará a compreender melhor a principal população de planetas na Galáxia.

O futuro pode revelar-se bem interessante referente a este sistema exoplanetário, uma vez que poderá ser estudado com grande detalhe pelo complemento de instrumentos que serão colocados a bordo do telescópio espacial James Webb (JWST) da NASA/ESA/CSA, o qual deverá ser lançado em 2019.

Este trabalho será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

A distribuição da matéria escura numa simulação do Universo

Será que o nosso Universo é um lugar assombrado? Pode parecer que sim se você olhar para este mapa, que é uma representação da distribuição da matéria escura no Universo.

© Tom Abel/Ralf Kaehler (matéria escura numa simulação do Universo)

A gravidade da matéria escura é a principal explicação de porque as galáxias giram tão rápidas dentro dos aglomerados, porque as lentes gravitacionais defletem tão intensamente a luz e porque a matéria visível é distribuída como é tanto no Universo local como na radiação cósmica de fundo de micro-ondas. A imagem acima é do Sapce Show Dark Universe que acontece no Hayden Planetarium do American Museum of Natural History e destaca um exemplo de quão penetrante a matéria escura pode ser e pode assombrar o Universo.

Esta imagem é uma simulação computacional, que mostra os complexos filamentos de matéria escura, mostrados em preto, espalhados sobre o Universo como se fossem teia de aranha, enquanto que aglomerações relativamente raras de matéria bariônica familiar são coloridas de laranja. Essas simulações têm um bom ajuste estatístico com as observações astronômicas.

Numa mudança de eventos talvez mais assustadora ainda, a matéria escura, embora seja muito estranha, não é considerada como sendo a fonte de gravidade mais estranha do Universo. Esta honra agora pertence à chamada energia escura, uma fonte mais uniforme de gravidade repulsiva que parece dominar a expansão do Universo.

Fonte: NASA

A nebulosa de reflexão NGC 1999

Esta visão assustadora, registrada pelo telescópio espacial Hubble, lembra muito uma neblina iluminada por luzes de postes numa rua, circundando uma forma que curiosamente lembra um buraco.

© Hubble (NGC 1999)

A neblina seria a poeira e o gás iluminado por uma estrela, e o buraco na verdade é uma região vazia do céu.

Quando esta região escura foi registrada pela primeira vez, foi assumido que ela era uma nuvem muito fria e densa de gás e poeira, muito espessa de modo que se tornava totalmente opaca para a luz visível, e bloqueando toda luz atrás dela. Em geral, estes glóbulos são conhecidos por serem pequenos casulos de formação de estrelas, mas graças ao observatório espacial Herschel da ESA, que é capaz de observar através das espessas nuvens de poeira e revelar pistas da formação de estrelas nos comprimentos de onda do infravermelho, nada foi revelado, e observações feitas com telescópios em terra não revelaram nada, ou seja, esta é uma região verdadeiramente vazia no céu.

Os astrônomos acreditam que ela foi formada quando jatos de gás e algumas estrelas jovens numa região maior perfuraram a cobertura de poeira e gás que forma a nebulosa. A poderosa radiação das estrelas maduras próximas também pode ter ajudado a limpar a área e deixar um verdadeiro buraco no céu.

A estrela brilhante vista nesta imagem é a V380 Orionis, uma estrela jovem, sendo 3,5 vezes mais massiva que o Sol. Ela aparece branca devido à alta temperatura na sua superfície, cerca de 10 mil graus Celsius, aproximadamente o dobro da temperatura do Sol. A estrela é tão jovem que ela ainda está circundada por uma nuvem de material remanescente da sua formação. Este material brilhante só é visível por conta da luz da estrela, ele não emite qualquer tipo de luz própria. Esta é uma assinatura de uma nebulosa de reflexão, que é conhecida como NGC 1999.

Fonte: ESA

O mais rico aglomerado do catálogo de Abell

O Universo contém alguns objetos verdadeiramente massivos.

© Hubble (Abell 665)

Embora ainda não tenhamos certeza de como estes objetos gigantescos se formam, a atual teoria estabelece um agrupamento hierárquico, pelo qual pequenas aglomerações de matéria colidem e se aglutinam crescendo cada vez mais. A história de 14 bilhões de anos do Universo mostrou a formação de algumas estruturas cósmicas enormes, incluindo grupos de galáxias, aglomerados e superaglomerados, as maiores estruturas conhecidas no cosmos!

Este aglomerado em particular é chamado Abell 665. Foi nomeado após seu descobridor, George O. Abell, que o incluiu em seu catálogo de aglomerados de 1958. O Abell 665 está localizado na bem conhecida constelação austral da Ursa Maior. Esta imagem incrível combina luz visível e infravermelha recolhida pelo telescópio espacial Hubble usando duas de suas câmeras: Advanced Camera for Surveys e Wide Field Camera 3.

O Abell 665 é o único aglomerado de galáxias no catálogo de Abell que pertence a classe de riqueza máxima, indicando que o aglomerado contém pelo menos 300 galáxias individuais. Por causa desta riqueza, o aglomerado foi estudado extensivamente em todos os comprimentos de onda, resultando em uma série de descobertas fascinantes, nele foi encontrado hospedando um halo de rádio gigante, poderosas ondas de choque, e foi usado para calcular uma atualização do valor da constante do Hubble (uma medida de quão rápido o Universo está se expandindo).

Fonte: ESA

Hubble descobre "galáxias oscilantes"

Usando o telescópio espacial Hubble, os astrônomos descobriram que as galáxias mais brilhantes dentro de aglomerados galácticos "oscilam" em relação ao centro de massa do aglomerado.

© Hubble (Abell S1063)

Este resultado inesperado é inconsistente com as previsões feitas pelo modelo padrão atual da matéria escura. Com uma análise mais aprofundada, pode fornecer informações sobre a natureza da matéria escura, talvez até indicando a presença de uma nova física.

A matéria escura constitui um pouco mais que 25% de toda a matéria no Universo, mas não pode ser observada diretamente, o que a torna num dos maiores mistérios da astronomia moderna. Halos invisíveis da elusiva matéria escura englobam tanto galáxias como aglomerados de galáxias. Estes últimos astros são agrupamentos gigantescos de até mil galáxias imersas em gás intergaláctico quente. Estes grupos têm núcleos muito densos, cada um contendo uma galáxia massiva chamada de Brightest Cluster Galaxy (BCG).

O modelo padrão da matéria escura (modelo da matéria escura fria) prevê que assim que um aglomerado galáctico regresse a um estado "relaxado" após sofrer turbulência de um evento de fusão, a BCG não se move do centro do aglomerado. É mantida no lugar pela enorme influência gravitacional da matéria escura.

Mas agora, uma equipe de astrônomos suíços, franceses e britânicos analisou dez aglomerados galácticos com o telescópio espacial Hubble e descobriu que as suas BCGs não estão fixas no centro como esperado.

Os dados do Hubble indicam que "oscilam" em torno do centro de massa de cada aglomerado muito tempo depois do aglomerado galáctico regressar a um estado relaxado após uma fusão. Por outras palavras, o centro das partes visíveis de cada aglomerado galáctico e o centro da massa total do aglomerado, incluindo o halo de matéria escura, não coincidem, até um máximo de 40.000 anos-luz.

"Descobrimos que as BCGs oscilam em torno do centro dos halos," explica David Harvey, astrônomo da EPFL (École Polytechnique Fédérale de Lausanne), na Suíça. "Iso indica que, ao invés de uma região densa no centro do aglomerado de galáxias, conforme previsto pelo modelo da matéria escura fria, há uma densidade central muito menor. Este é um sinal impressionante de formas exóticas da matéria escura no núcleo dos aglomerados galácticos."

A oscilação das BCGs só podia ser analisada caso os aglomerados galácticos estudados também atuassem como lentes gravitacionais. São tão massivos que distorcem o espaço-tempo o suficiente para curvar a luz de objetos mais distantes por trás. Este efeito, chamado lente gravitacional forte, pode ser usado para mapear a matéria escura associada com o aglomerado, permitindo que os astrônomos determinem a posição exata do centro de massa e depois meçam o deslocamento da BCG em relação a este centro.

Se esta "oscilação" não é um fenômeno astrofísico desconhecido e for, de fato, o resultado do comportamento da matéria escura, então é inconsistente com o modelo padrão da matéria escura e só pode ser explicado caso as partículas de matéria escura possam interagir umas com as outras, uma forte contradição da compreensão atual da matéria escura. Isto poderá indicar que é necessária uma nova física fundamental para resolver o mistério da matéria escura.

Fonte: École Polytechnique Fédérale de Lausanne

A Nebulosa do Pequeno Fantasma

A NGC 6369 é uma apagada aparição nos céus noturnos e é popularmente conhecida como a Nebulosa do Pequeno Fantasma.

© Hubble (NGC 6369)

Ela foi descoberta no século 18 pelo astrônomo Sir William Herschel, enquanto ele usava o seu telescópio para explorar a constelação de Ophiucus. Herschel historicamente classificou a nebulosa em forma de planeta, como uma nebulosa planetária. Mas as nebulosas planetárias não são relacionadas com os planetas, a não ser pela aparência. Elas são na verdade conchas gasosas criadas no final da vida de uma estrela parecida com o Sol, as camadas externas de uma estrela que está morrendo e que se expande no espaço, enquanto o seu núcleo se contrai tornando-se uma anã branca.

A estrela anã branca, vista perto do centro, irradia fortemente no comprimento de onda ultravioleta e isso energiza a nebulosa em expansão. Os detalhes complexos da estrutura da NGC 6369 são revelados nessa bela imagem feita pelo telescópio espacial Hubble. A estrutura principal da nebulosa no centro e na forma circular tem cerca de um ano-luz de diâmetro, e o brilho dos átomos ionizados de oxigênio, hidrogênio e nitrogênio, aparecem nas cores azul, verde e vermelho respectivamente. Localizada a aproximadamente 2.000 anos-luz de distância da Terra, a Nebulosa do Pequeno Fantasma oferece um vislumbre de como será o destino do nosso Sol, que se transformará em uma nebulosa planetária daqui a aproximadamente 5 bilhões de anos.

Fonte: NASA

O fantasma de Mirach

No que diz respeito aos fantasmas, o Fantasma de Mirach não é tão assustador.

© Kent Wood (Fantasma de Mirach)

O Fantasma de Mirach é apenas uma galáxia apagada e difusa, bem conhecida pelos astrônomos, que é vista quase ao longo da linha de visão de Mirach, uma estrela brilhante. Centrada neste campo estelar, Mirach, que é também conhecida como Beta Andromedae, está localizada a cerca de 200 anos-luz de distância da Terra. Mirach é uma estrela do tipo gigante vermelha, mais fria que o Sol, mas muito maior e intrinsicamente mais brilhante do que a nossa estrela.

Na maioria das visões telescópicas, o brilho e os spikes de difração, tendem a esconder as coisas que se localizam perto da estrela Mirach, e isso faz com que a galáxia apagada e difusa pareça uma reflexão interna fantasmagórica da luz da estrela. Na imagem galáxia está logo acima e a esquerda da estrela Mirach. O Fantasma de Mirach é uma galáxia catalogada como NGC 404 e estima-se que ela esteja a cerca de 10 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Revelando segredos galáticos

Nesta enorme imagem podem ser vistas inúmeras galáxias do aglomerado de galáxias da Fornalha, algumas aparecendo apenas como pequenos pontos de luz, outras dominando o primeiro plano da imagem.

© ESO/VST/A. Grado/L. Limatola (NGC 1316)

Uma delas é a muito estudada galáxia lenticular NGC 1316, cujo passado turbulento lhe deu uma delicada estrutura de laços, arcos e anéis, da qual os astrônomos, com o auxílio do Telescópio de Rastreio do VLT (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO no Chile, captaram agora as imagens mais detalhadas obtidas até hoje. Esta imagem profunda revela os segredos dos membros luminosos do aglomerado da Fornalha, um dos aglomerados de galáxias mais ricos e próximos da Via Láctea. Esta imagem de 2,3 bilhões de pixels é uma das maiores divulgadas até hoje pelo ESO.

A NGC 1316 é uma galáxia que teve uma história bastante dinâmica, já que se formou a partir da fusão de várias galáxias menores. As distorções gravitacionais do passado aventureiro desta galáxia deixaram a sua marca na sua estrutura lenticular. As galáxias lenticulares são uma forma intermediária entre as galáxias elípticas difusas e as mais conhecidas galáxias espirais, como a Via Láctea. Os enormes laços, ondas e arcos inseridos no envelope exterior estrelado da NGC 1316 foram inicialmente observados nos anos 1970, permanecendo um assunto de estudo ativo para os astrônomos contemporâneos, que utilizaram as mais recentes tecnologias de telescópios para observar os mais finos detalhes da estrutura incomum desta galáxia, através de uma combinação de imagens e modelos.

As fusões que deram origem a NGC 1316 levaram a um influxo de gás, que alimentou o exótico objeto astrofísico situado no seu centro: um buraco negro supermassivo com uma massa de cerca de 150 milhões de vezes a do Sol. À medida que acreta material do meio ao seu redor, este monstro cósmico produz jatos de partículas de alta energia imensamente poderosos, que por sua vez dão origem aos característicos lóbulos de emissão observados nos comprimentos de onda do rádio, fazendo da NGC 1316 a quarta fonte rádio mais brilhante do céu.

Foi também em NGC 1316 que se observaram 4 eventos de supernovas de tipo Ia, os quais são muito importantes. As supernovas de tipo Ia têm uma luminosidade claramente definida, podendo por isso ser usadas para medir a distância à galáxia hospedeira; neste caso, 60 milhões de anos-luz. Estas “velas-padrão” são muito procuradas, já que são uma ferramenta excelente para medir de forma viável a distância a objeto remotos. De fato, estes objetos desempenharam um papel fundamental na descoberta revolucionária de que o nosso Universo se encontra em expansão acelerada.

As supernovas de tipo Ia ocorrem quando uma anã branca num sistema binário acreta matéria da sua companheira, ganhando massa lentamente até atingir um limite que dá origem à fusão nuclear do carbono. Durante um breve período de tempo, ocorre uma reação em cadeia que leva à eventual enorme liberação de energia: uma explosão de supernova. A supernova ocorre sempre para uma massa específica, o chamado limite de Chandrasekhar, produzindo uma explosão quase idêntica a cada vez que ocorre. A semelhança entre as supernovas de tipo Ia permite aos astrônomos usar estes eventos cataclísmicos para medir distâncias.

Este trabalho foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Uma bolha num mar cósmico

À deriva em um mar cósmico de estrelas e gás incandescente, aparece no centro desta imagem ampla a delicada e flutuante NGC 7635 (Sharpless 162 e Caldwell 11), a Nebulosa da Bolha.

© Rolf Geissinger (NGC 7635)

Com apenas 10 anos-luz de diâmetro, a pequena Nebulosa da Bolha foi soprada pelos ventos de uma estrela massiva. Encontra-se dentro de um complexo maior de nuvens de gás e nuvem interestelares, localizada a cerca de 11 mil anos-luz de distância da Terra, cruzando o limite entre as constelações parentais Cepheus e Cassiopeia.

Incluído na vista deslumbrante está o aglomerado aberto de estrelas M52 (lado inferior esquerdo), a cerca de 5.000 anos-luz de distância. Acima e à direita da Nebulosa da Bolha está uma região de emissão identificada como Sh2-157, também conhecida como Nebulosa da Garra. Construída a partir de 47 horas de exposições de banda estreita e banda larga, esta imagem abrange cerca de 3 graus no céu, correspondendo a uma largura de 500 anos-luz na distância estimada da Nebulosa da Bolha.

Fonte: NASA

MAVEN descobre que Marte tem uma "cauda" torcida

De acordo com uma nova pesquisa usando dados da sonda MAVEN da NASA, Marte tem uma "cauda" magnética invisível que é torcida pela interação com o vento solar.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do campo magnético de Marte)

A imagem mostra o complexo ambiente do campo magnético de Marte. As linhas amarelas representam as linhas do campo magnético do Sol transportado pelo vento solar, as linhas azuis representam os campos magnéticos da superfície marciana, as faíscas brancas são atividade de reconexão e as linhas vermelhas são campos magnétcios reconectados que ligam a superfície ao espaço via magnetocauda marciana.

A sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) da NASA está em órbita do Planeta Vermelho recolhendo dados sobre o modo como Marte perdeu grande parte da sua atmosfera e da água, transformando-se de um mundo que poderia ter sustentado vida há bilhões de anos num lugar frio e inóspito hoje. Segundo a equipe, o processo que forma a cauda torcida também pode permitir que parte da já fina atmosfera de Marte escape para o espaço.

"Nós descobrimos que a cauda magnética de Marte, ou magnetocauda, é única no Sistema Solar," comenta Gina DiBraccio do Goddard Space Flight Center da NASA. "Não é como a magnetocauda de Vênus, um planeta sem campo magnético próprio, nem é como a da Terra, um planeta rodeado pelo seu próprio campo magnético gerado internamente. Ao invés, é um misto das duas." DiBraccio é cientista do projeto MAVEN e apresentou a sua pesquisa na 49.ª reunião anual da Divisão de Ciências Planetárias da União Astronômica Americana em Provo, no estado do Utah.

A equipe descobriu que um processo chamado "reconexão magnética" deve ter um papel importante na criação da magnetocauda marciana porque, ao ocorrer esta reconexão, esta faria uma torção na cauda.

"O nosso modelo previu que a reconexão magnética fará com que a magnetocauda marciana gire 45 graus em relação ao que se espera com base na direção do campo magnético transportado pelo vento solar," esclarece DiBraccio. "Quando comparamos estas previsões com os dados da MAVEN das direções dos campos magnéticos marciano e do vento solar, estas estavam em muito boa concordância."

Marte perdeu o seu campo magnético global há bilhões de anos e agora tem apenas campos magnéticos remanescentes e "fósseis" embutidos em certas regiões da sua superfície. De acordo com o novo trabalho, a magnetocauda de Marte é formada quando os campos magnéticos transportados pelo vento solar se juntam com os campos magnéticos embutidos na superfície marciana num processo chamado reconexão magnética. O vento solar é uma corrente de gás eletricamente condutor continuamente "soprado" da superfície do Sol para o espaço a cerca de 1,6 milhões de quilômetros por hora. Transporta com ele campos magnéticos do Sol. Se o campo do vento solar estiver orientado na direção oposta à do campo da superfície marciana, os dois campos juntam-se em reconexão magnética.

O processo de reconexão magnética também pode impulsionar parte da atmosfera de Marte para o espaço. A atmosfera superior de Marte tem partículas carregadas. Os íons respondem a forças elétricas e magnéticas e circulam pelas linhas do campo magnético. Uma vez que a magnetocauda marciana é formada pela ligação de campos magnéticos da superfície com campos do vento solar, os íons na atmosfera superior de Marte têm um caminho para o espaço se seguirem pela magnetocauda. Como um elástico subitamente adotando a sua forma original, a reconexão energética também libera energia, o que poderia impulsionar ativamente os íons na atmosfera marciana pela magnetocauda e para o espaço.

Dado que Marte possui diversos campos magnéticos à superfície, os cientistas suspeitam que a magnetocauda marciana seja um complexo híbrido entre a de um planeta sem campo magnético global e aquela encontrada por trás de um planeta com um campo magnético global. A órbita da MAVEN muda constantemente de orientação em relação ao Sol, permitindo a obtenção de medições em todas as regiões de Marte e a construção de um mapa da magnetocauda e da sua interação com o vento solar.

Os campos magnéticos são invisíveis, mas a sua direção e força podem ser medidas pelo magnetômetro a bordo da MAVEN. Os dados de outros instrumentos da MAVEN também serão utilizados para ver se as partículas que escapam correspondem às mesmas regiões onde são observados os campos magnéticos reconectados a fim de confirmar que a reconexão está contribuindo para a perda de atmosfera marciana. A equipe também pretende recolher mais dados com o magnetômetro ao longo dos próximos anos para ver como os vários campos magnéticos à superfície afetam a cauda à medida que o planeta gira. Esta rotação, juntamente com um campo magnético do vento solar em constante mudança, cria uma magnetocauda marciana extremamente dinâmica.

Fonte: Goddard Space Flight Center